Esperimenti con un imaging spazio-temporale dello sciame
astronomia gamma in un range energetico di
100GeV-40TeV circa (VHE astrofisica)
 Supernova remnants
Nuclei Galattici Attivi
(almeno 7 blazars osservate con
spettro esteso al TeV)
Gamma Ray Bursts
(fondamentale osservazione su tutto
lo spettro per comprensione….)
• Identificazione di nuove sorgenti
• Studio dei raggi cosmici
• Fisica dei fondamenti ( assorbimento
EBL, materia oscura)
Gamma-Ray Bursts
Intensi bursts di raggi g da
direzioni uniformemente
distribuite nell’Universo (anni’60)
fenomeno energetico ~1054 ergs!
Osservazioni “giornaliere” da
satellite (regione del KeV)!
Fondamentale studio emissione
in altre regioni dello spettro
(es.afterglows)
Durata da 0.1 a 100s circa:
distinguibili due gruppi ( due
differenti meccanismi)
Spatial Distribution
GRB Positions in Galactic
Coordinates
GRBs – Emissioni ad alta energia
2 photons at 3 GeV
during the BATSE burst
1 photon at 18 GeV
95 minutes later
BATSE is sensitive to 20 keV- 2 MeV photons
EGRET is sensitive to 30MeV– 30GeV photons
EGRET ha osservato emissione ritardata
nell’intorno del GeV del GRB del 17/02/1994
compreso un fotone da 18GeV
Earthdel
occultation
emesso 90 minuti dopo l’inizio
bursts!
Batse 1s error circle
Milagrito candidate - GRB 970417a
18 events w/background of 3.46
> 650 GeV photons
Lo studio dello spettro ad alta energia dei GRBs è una
delle più forti motivazioni per un rivelatore di VHE con
ampio campo di vista.
Assorbimento di Gamma sopra i 100 GeV
Source: dN/dE  E-2
Absorption: exp(- (E,z))
Spectrum at Earth:
e-
~TeV g
E-2 • exp(- (E,z))
e+
~eV g
studio della Luce di
Background Extragal.
permette di tracciare la
formazione di stelle a
distanze cosmologiche
 EBL causa distorsione dello spettro dovuta a g + g e+ + e L’assorbimento ottico (E,z) depende dall’ integrale sullo
spettro EBL dalla soglia sino alle energie più elevate e
dalla distanza z della sorgente g.
Modi di rivelazione e Range Energetico
SATELLITE:
E<30GeV
Cherenkov:
100GeV-30TeV
W=10-3 4p
Rivelatori a
“sampling”:
E>10-100TeV
Air Cherenkov Telescope
EAS copertura completa
Ethr intorno 100GeV
Ottima risoluzione energetica
Ottima discriminazione
g/adroni (>99%)
Duty cycle basso (10%)
Piccolo campo di vista (20 msr)
Necessitano di puntamento
Spettri ad alta risoluzione
Studio di sorgenti note
Osservazione limitate regioni del
cielo
Rivelatori X e g su satellite
“Background Free”
Large Duty Cycle/ grande
campo visivo
Ampio
campo visivo (~2 sr)
ARGO
Elevato duty cycle (>90%)
bassa soglia energia (100GeV)
Alta granularità : imaging
Discriminazione g/adroni
MILAGRO
FENOMENI TRANSIENTI
NUOVE SORGENTI VHE
SORGENTI ESTESE
Extensive Air Shower Array
Ampio campo di vista (~2 sr)
Elevato duty cycle (>90%)
Alta soglia in energia (100 TeV)
discriminazione g/adroni (50%)
Space-based (piccola area)
Sky Survey (<10 GeV)
Fisica dei AGN
Transienti (GRBs) <30
GeV
Studio di sorgenti note nella
regione ad alta energia
Ricerca di nuove sorgenti in
ampie regioni dello spazio
Fisica dei raggi cosmici UHE
Milagro
• 2600m slm (New Mexico)
• Water Cherenkov Detector
• 0.75o risoluzione angolare
• Buona reiezione del
background:
rimane il 50% dei gamma
scartando il 91% dei protoni
• 898 PMT in un “laghetto” di 3.4x104 m2
(phys. area) chiuso alla luce
• 1.7 KHz trigger rate
• Dal 2002 con “anello” sparso di 175 rivelatori
Bassa soglia in energia (qualche
centinaio di GeV )
Elevato duty cycle (>95%)
Grande campo visivo (~2 sr)
e
m
g
8 meters
50 meters
80 meters
Milagro TeV Sky Map
circa 3 anni di dati (Dicembre 2000 – Novembre 2003)
Declination
R.Atkins et al. ApJ 608(2004)680
Mrk 421
Crab
Right Ascension
ICRC 2005 => 5 anni di dati, Crab a 10s , Mrk 421 a 6s ed un eccesso nella
regione di Cygnus
Sorgenti estese:
emissione al TeV dal piano galattico

E-2.51±0.05




Lo spettro di raggi gamma dal piano
galattico è estremamente sensibile ai
diversi modelli di sorgenti di raggi
cosmici e di interazione tra questi e
materia interstellare
Osservazioni di EGRET sino a20
GeV indicano un eccesso > 1 GeV
Non esistevano sino ad oggi risultati
su energie più elevate
Milagro ha effettuato la prima rivelazione
di raggi gamma nella regione del TeV
dal piano galattico
flusso (>1 TeV) = 5.1x10-10 cm-2 sec-1 sr-1
consistente con l’estrapolazione dello
spettro di EGRET
From Atkins et al.ICRC ‘05
Osservazione del cielo per Milagro :
 Milagro (ApJ 2004, 608, p680) ha osservato il
cielo nell’emisfero Nord con una sensibilità pari a
circa ~0.5 Crab
 Rivelato emissione da
– Crab Nebula
– Mrk 421
 emissione intorno al TeV dal Piano Galattico
 Non ha identificato nuove sorgenti
 Nessuna emissione ad alta energia da 45 grb
osservati da satellite tra il 2002 ed il 2005 (SazParkinson - 29°ICRC) (rimane il candidato GRB 970417a)
ARGO-YBJ collaboration
High Altitude Cosmic Ray
Laboratory at YangBaJing
ARGO-YBJ
o
Astrophysical
Radiation
Ground-based
Observatory @
YangBaJing
Longitude 90° 31’ 50” East
Latitude 30° 06’ 38” North
4300 m above the sea level
ARGO-YBJ e’ un rivelatore ottimizzato
per la rivelazione di sciami con una
energia di soglia di alcune centinaia di
GeV
Buona risoluzione angolare
~0.5°
ampio campo visivo (~2 sr)
La bassa soglia in energia è ottenuta :
 elevato duty cycle
 alta quota (4300 m)
ARGO-YBJ conduce una
continua osservazione di
grande parte del cielo alla
ricerca di sorgenti gamma non
identificate o eventi transienti
come AGN flares o GRBs
 copertura completa (6.500m2 di
rivelatore, di cui 6.000m2 completi)
In questo talk
1. Ricerca di sorgenti gamma
puntiformi
2. Ricerca di transienti (GRBs)
Con i primi sei mesi di dati di Argo (e 1/3 del tappeto) !!!
Il rivelatore di ARGO
Risoluzione temporale ~ 1 ns
Risoluzione spaziale = 6.5  62 cm2 (1 strip)
Tappeto completo
(~ 6000m2 )
installato Marzo 2006
Now in data taking !!!!
Presa dati Jan-Jul 2005  1900 m2
Sampling ring
circonda il tappeto
estendo l’area di
rivelazione a circa
6500m2
The detector will be
covered by a 0.5 cm thick
lead converter layer
BIG
PAD
Events saturating Strips
ADC
RPC
Read-out
of charge
induced on
“Big Pads”
The PAD (56  62 cm2) is
the space-time “pixel”
ARGO has 18480 PADs
Experiment Hall
MC su tappeto completo
20-50pad => 100-200 GeV
With g/hadron discrimination algorithms
Without any g/hadron discrimination
Some events…
Prime misure (6 mesi di dati con circa 30% del rivelatore)
I = I 0 exp - α sec θ - 1
with α = x 0 /  att
Distribuzione angolare
Expected behaviour:
Fit: I0 = (165 ± 9) s-1 sr-1
a = 5.4 ± 0.1
att= 108 + 2 g/cm2
Xo = vertical depth (606 g/cm2)
att = attenuation length of
showers
Deviazioni per q>60° sono
dovute a eventi mal ricostruiti ,
interazioni sull’edificio del
laboratorio
Prime misure (6 mesi di dati con circa 30% del rivelatore)
Rate integrale e differenziale verso molteplicità di hits
Indice spettrale consistente con quello
atteso dallo spettro dei cosmici
slope ≈ -2.5
Ricerca sorgenti gamma puntiformi:
Primi risultati con  30% del tappeto completo e senza convertitore di Pb
Nessun algoritmo di discriminazione gamma/adroni applicato
observable declination band –20° <  < 80° (66% of the sky)
 Run time: 1006.5
Selection of showers with zenith angle q < 50°
N.Events 5.7 108
70% = 1.5° for Eg=1-10 TeV (Npad  60 trigger)
Map bin size = 3 ° 3 °
 = 3 °
a = 3 °/cos()
The bin centers are shifted by 1° in both  and a
 = 90
The background is evaluated with
the “time swapping”method
Mkr 421
CRAB
In each bin:
ns = (Ns-Nb) / Nb ½
Ns = observed events
Nb= expected background events
 = - 90
Mkr 501
hours
Argo in modalita’ “Scaler mode”
misura della Rate per ciascun cluster, con tempo di integrazione : 0.5 s
(ricorda il funzionamento dei Neutron Monitor..)
energia di soglia E  10 GeV
fenomeni transienti, quali GRB o
Solar Flares, vengono visti come una
fluttuazione non statistica dei
conteggi sul fondo dovuto ai cosmici
Usati 4 scalers (>=1,>=2,>=3,>=4) a intervalli fissi di tempo (0.5secondi) per poter dare una stima
dell’energia
• Non e’ ricostruita la direzione
Per GRB dati limiti
alla fluenza di GRB
rivelati da satellite
Count s/ s
Time
Ricerca GRB o fenomeni transienti in scaler mode
Convoluzione dell’area efficace con i seguenti spettri:


dN g
dE
dN p
dE
= KE -g
con g = 2 e Ecut = 100 GeV per i FOTONI
= K E -a con a = 2.7 per i PROTONI
 Le energie mediane e gli intervalli energetici (FWHM) risultano
essere:
Multiplicity
Emodeg(GeV)
Erangeg(GeV)
Emodep(GeV)
Erangep(GeV)
=1
5
1 – 83
6.5
1.8 – 33
=2
16
1.2 – 100
11
2.8 – 65
=3
25
2 – 100
25
6.4 – 123
4
100
19 – 100
52
12.5 – 240
Sensitività GRB
Rate di conteggi




n=1
n=2
n=3
n4
C = 38 Khz
C = 1.7 Khz
C = 180 Hz
C = 120 Hz
GRB model





g=2
q = 20°
Ecut = 100 GeV
t = 10 s
no assorbimento
z=0
Significatività

k=3
GRB ad angoli zenitali  < 40°


Per 16 cluster le aree efficaci sono minori
Per redshift z  0 assunto modello di assorbimento gg (Kneiske et
al.2004)
Limiti superiori per GRB con  < 40°
Nessuna emissione significativa
per i grb segnalati è stata osservata
Risultati per Argo
Una preliminare osservazione del cielo è stata fatta con 1/3 del
rivelatore completo
Non sono stati osservati eccessi in circa 1000 ore di misura nella
banda di declinazione –20° <  < 80° cercando per sorgenti gamma
puntiformi (statistica scarsa.. ma sistematici sotto controllo!)
 Limiti superiori di fluenza attorno a 10 GeV per l’emissione da GRB
sono stati posti mediante la tecnica di “scaler mode”
L’esperimento è
Il rivelatore attualmente in presa dati con il carpet completo! stato “rodato”
con successo
 miglioramento della risoluzione angolare
 raggiungimento soglia in energia
 implementazione della discriminazione gamma/adroni
produrranno un notevole miglioramento nella sensibilità
• installazione ring !!
• + convertitore in Pb
Conclusioni
 EAS a copertura completa si stanno dimostrando
strumenti potenti per la rivelazione di sorgenti estese
(Milagro) e per lo studio delle emissione nella regione
del TeV di fenomeni transienti quali i GRB
 Argo ha presentato i primi risultati su sei mesi di
presa dati con 1/3 del rivelatore completo
 La presenza di sorgenti gamma nella regione VHE è
estremamente povera, dovuto al piccolo campo visivo
degli ACT e alla bassa sensitività di EAS a sampling :
il contributo di EAS a copertura completa in questo
range energetico è fondamentale
Problema generale per l’astronomia gamma
con EAS .. sciami indotti da raggi cosmici
CRAB( > 1 TeV)  2 ·10-11 ph/cm2 ·s
back( > 1 TeV) · W(= 1 msr)  1.5 ·10-8 nuclei/cm2·s

 10 
-3
signal
bkg
Guardando in direzione della sorgente, il segnale è affogato dal background dei
cosmici (no veto in anticoincidenza come in molti esperimenti su satellite)
Sciami da cosmici  sciami da g
Differenze basate su distribuzione laterale o componente muonica
Astronomia g a Terra richiede una attenta
reiezione (e valutazione!) del background
Q - factor = fγ
fp
Resistive Plate Chambers in Argo
elettrodi in bachelite – streamer mode
gas volume
thickness :
2mm
Gas mixture: Argon/ Isobutane/Tetrafluoroethane 15/10/75
Circa 6 mesi di dati:
Confronto MC e dati reali:
Metodo Pad
pari-dispari
20-50pad => 100-200 GeV
42
clusters
MC su tappeto completo
Ricerca GRB o fenomeni transienti in scaler mode
Simulazioni MC
 E = ( 1 GeV - 1 TeV )
 q = ( 0°, 20°, 40° )
 Corsika 6.18
q = (20°)
• n=1
q = (20°)
• n=1
• n=2
• n=2
• n=3
• n=3
• 4
• 4
fotoni
protoni
42 Cluster runs (6months data taking in 2005):
event rate vs Pad multiplicity
R = K Npadb
K = (-6.06 ± 0.51) 104 s-1
b = (-2.35 ± 0.02)
42 Cluster runs: event rate vs Strip multiplicity
R = K Nstripb
K = (9.08 ± 0.44) 104 s-1
b = (-2.385 ± 0.008)
ARGO-YBJ area efficace per gprimari
Trigger:
≥ 20 pads
sul “tappeto centrale”
Sensibilità a sorgenti gamma puntiformi
ARGO
Gamma-Ray Horizon
The Gamma-Ray Horizon is defined by (E,z) = 1
g-ray energy
at which = 1
The GRH is a distance estimator based on the
absorption which depends on
• the g–ray path
• the Hubble constant and the cosmological
densities
This measurement require a significance
number of AGN with similar spectral
features to disentangle the intrinsic spectra
from the effect of absorption.
To see high-z AGNs, must
measure well below 300 GeV.
Final goal
If EBL and intrinsic AGN spectra known
 Measure distances to high z
 Constraints on cosmological parameters
Gamma/hadron discrimination
Photon Shower
Proton Shower
The photon signal is statistically
identified by looking for an excess,
coming from a given direction, over the
isotropic background due to charged
cosmic rays (H, He, Li, .. nuclei)
In addition to this tool the study of the
shower
space-time patterns
can be useful to have higher discrimination
power and then a larger sensitivity
Multiscale analysis + ANN gives first
encouraging results 
I. De Mitri
VHE gamma ray astronomy and RC physics with ARGO-YBJ
Multiscale Image
Analysis + Artificial
Neural Network
Preliminary
Q
g
1 - h
S 
Ng
Nh

Q
g
1 - h
g
1 - h
5s
TCrab
(Q = 1) = 120days
 Reduced time interval needed to identify sources
 Larger equivalent effective area
 Sensitivity to smaller fluxes
I. De Mitri
5s
TCrab
(Q = 2) = 30days
VHE gamma ray astronomy and RC physics with ARGO-YBJ
Active Galactic Nuclei (AGNs)
Almost all galaxies contain a massive black hole, but 99 % of them are silent.
 Nucleus with a luminosity higher
than the whole host galaxy
up to 1048 erg/s
our Galaxy : L ~ 1044 erg/s
 Non thermal spectrum
 Strong emission lines
 High variability
AGNs include many different objects:
Radio quiet (90%)
Weak radio emission – no jets
 Seyfert Galaxies
 Quasars
Radio Loud (10%)
Strong synchrotron radio
emission from relativistic jets
 Radio Galaxies
 Radio Quasars
 Blazars (< 5%)
AGN Unified Model
According to the Unified Model all AGNs
share the same fundamental mechanism.
Source of energy:
super massive black hole ~106-109 M
+ accretion disk
Fuel: 1-10 M/year
Blazars are AGNs with the jet
pointing towards us.
Blazars emit X-rays and
g-rays up to TeV.
94 Blazars observed by EGRET
~ 6 Blazars observed at TeV energies
Crab Nebula
The prototypical galactic TeV g–ray source.
Central Pulsar
• young pulsar (950 yr)
• radio  ~ 80 TeV energies
• the brighest plerion (synchrotron nebula fed by the
electron wind of a central pulsar) in the Galaxy
• steady flux ~ E–2.49
• no evidence for variability of any kind
(>1 TeV) ~ 2·10–11 ph cm–2 s–1
Lg = 1.2·1034 erg s–1
The standard candle for
the northern hemisphere !
HESS
Angular distance to the source
Sensitivity to gamma sources
S=
Ng
NB
=
g
g
A
(
E
)

( E )dE (W)T (d ) f ( )
 eff
B
B
A
(
E
)

( E )dEWT (d ) f ( )
 eff
 (W) = 0.7 Fraction of showers falling in the solid
angle
Q
Gamma/Hadron discrimination
T (d )
Acquisition Time
f ( )
Fraction of the day with the source in
the field of view
Q
Solar Physics
 Coronal mass ejections
are an ideal laboratory to
study particle
acceleration in the
cosmos
 By monitoring the singles
rates in all PMTs we are
sensitive to “low”-energy
particles (>10 GeV)
 Milagro has detected 4
events from the Sun with
>10 GeV particles
X7-Class flare Jan. 20, 2005
 GOES proton data
– >10 MeV
– >50 MeV
– >100 MeV
1.65E+07
1.63E+07
1.61E+07
Counts/Sec in Muon layer
1.59E+07
 Milagro scaler data
1.57E+07
1.55E+07
– > 10 GeV protons
– ~1 min rise-time
– ~5 min duration
1.53E+07
1.51E+07
1.49E+07
1.47E+07
1.45E+07
45.0
47.0
49.0
51.0
53.0
55.0
57.0
Minutes after 18:00 UT
59.0
61.0
63.0
65.0